Formação de estrelas - Star formation

A formação de estrelas é o processo pelo qual regiões densas dentro de nuvens moleculares no espaço interestelar , às vezes chamadas de "berçários estelares" ou " regiões de formação de estrelas ", colapsam e formam estrelas . Como um ramo da astronomia , a formação de estrelas inclui o estudo do meio interestelar (ISM) e nuvens moleculares gigantes (GMC) como precursores do processo de formação de estrelas, e o estudo de protoestrelas e objetos estelares jovens como seus produtos imediatos. Está intimamente relacionado à formação de planetas , outro ramo da astronomia. A teoria de formação de estrelas, além de explicar a formação de uma única estrela, também deve levar em conta as estatísticas de estrelas binárias e a função de massa inicial . A maioria das estrelas não se forma isoladamente, mas como parte de um grupo de estrelas conhecido como aglomerados de estrelas ou associações estelares .

Viveiros estelares

Imagem do telescópio Hubble conhecida como Pilares da Criação , onde estrelas estão se formando na Nebulosa da Águia

Nuvens interestelares

A nebulosa W51 em Aquila - uma das maiores fábricas de estrelas na Via Láctea (25 de agosto de 2020)

Uma galáxia espiral como a Via Láctea contém estrelas , remanescentes estelares e um meio interestelar difuso (ISM) de gás e poeira. O meio interestelar consiste de 10 −4 a 10 6 partículas por cm 3 e é normalmente composto de cerca de 70% de hidrogênio em massa, com a maior parte do gás restante consistindo em hélio . Este meio foi quimicamente enriquecido por traços de elementos mais pesados que foram produzidos e ejetados das estrelas por meio da fusão do hélio à medida que ultrapassavam o final de sua vida útil na sequência principal . As regiões de alta densidade do meio interestelar formam nuvens, ou nebulosas difusas , onde ocorre a formação de estrelas. Em contraste com as espirais, uma galáxia elíptica perde o componente frio de seu meio interestelar em aproximadamente um bilhão de anos, o que impede a galáxia de formar nebulosas difusas, exceto por meio de fusões com outras galáxias.

Nas densas nebulosas onde as estrelas são produzidas, grande parte do hidrogênio está na forma molecular (H 2 ), então essas nebulosas são chamadas de nuvens moleculares . O Observatório Espacial Herschel revelou que os filamentos são realmente onipresentes na nuvem molecular. Filamentos moleculares densos, que são centrais para o processo de formação de estrelas, se fragmentarão em núcleos gravitacionalmente ligados, a maioria dos quais evoluirá para estrelas. A acumulação contínua de gás, curvatura geométrica e campos magnéticos podem controlar a forma de fragmentação detalhada dos filamentos. Em filamentos supercríticos, as observações revelaram cadeias quase periódicas de núcleos densos com espaçamento comparável à largura interna do filamento e inclui protoestrelas incorporadas com fluxos de saída. As observações indicam que as nuvens mais frias tendem a formar estrelas de baixa massa, observadas primeiro no infravermelho dentro das nuvens, depois na luz visível em sua superfície quando as nuvens se dissipam, enquanto as nuvens moleculares gigantes, que geralmente são mais quentes, produzem estrelas de todas as massas . Estas nuvens moleculares gigantes têm densidades típicas de 100 partículas por cm 3 , diâmetros de 100 anos-luz (9,5 × 10 14  km ), massas de até 6 milhões de massas solares ( M ), e uma temperatura interior média de 10  K . Cerca de metade da massa total do ISM galáctico é encontrada em nuvens moleculares e na Via Láctea há cerca de 6.000 nuvens moleculares, cada uma com mais de 100.000  M . A nebulosa mais próxima do Sol, onde estrelas massivas estão se formando, é a Nebulosa de Orion , a 1.300 anos de idade (1,2 × 10 16  km) de distância. No entanto, a formação de estrelas de menor massa está ocorrendo a cerca de 400–450 anos-luz de distância no complexo de nuvens ρ Ophiuchi .

Um local mais compacto de formação de estrelas são as nuvens opacas de gás denso e poeira conhecidas como glóbulos de Bok , assim batizados em homenagem ao astrônomo Bart Bok . Eles podem se formar em associação com nuvens moleculares em colapso ou possivelmente de forma independente. Os glóbulos de Bok têm normalmente até um ano-luz de diâmetro e contêm algumas massas solares . Eles podem ser observados como nuvens escuras em silhueta contra nebulosas de emissão brilhantes ou estrelas de fundo. Descobriu-se que mais da metade dos glóbulos Bok conhecidos contêm estrelas em formação recente.

Montagem da galáxia no início do Universo.

Colapso da nuvem

Uma nuvem interestelar de gás permanecerá em equilíbrio hidrostático enquanto a energia cinética da pressão do gás estiver em equilíbrio com a energia potencial da força gravitacional interna . Matematicamente, isso é expresso usando o teorema virial , que afirma que, para manter o equilíbrio, a energia potencial gravitacional deve ser igual a duas vezes a energia térmica interna. Se uma nuvem for grande o suficiente para que a pressão do gás seja insuficiente para sustentá-la, a nuvem sofrerá um colapso gravitacional . A massa acima da qual uma nuvem sofrerá tal colapso é chamada de massa Jeans . A massa do jeans depende da temperatura e da densidade da nuvem, mas normalmente tem milhares a dezenas de milhares de massas solares. Durante o colapso das nuvens, dezenas a dezenas de milhares de estrelas se formam mais ou menos simultaneamente, o que é observável nos chamados aglomerados embutidos . O produto final do colapso de um núcleo é um aglomerado aberto de estrelas.

As observações do ALMA do complexo da Nebulosa de Órion fornecem informações sobre as explosões no nascimento de estrelas.

Na formação estelar desencadeada , um dos vários eventos pode ocorrer para comprimir uma nuvem molecular e iniciar seu colapso gravitacional . Nuvens moleculares podem colidir umas com as outras, ou uma explosão de supernova próxima pode ser o gatilho, enviando matéria em choque para a nuvem em velocidades muito altas. (As novas estrelas resultantes podem em breve produzir supernovas, produzindo formação estelar autopropagada .) Alternativamente, as colisões galácticas podem desencadear explosões estelares massivas de formação de estrelas à medida que as nuvens de gás em cada galáxia são comprimidas e agitadas pelas forças das marés . Este último mecanismo pode ser responsável pela formação de aglomerados globulares .

Um buraco negro supermassivo no centro de uma galáxia pode servir para regular a taxa de formação de estrelas em um núcleo galáctico. Um buraco negro que está acumulando matéria em queda pode se tornar ativo , emitindo um vento forte por meio de um jato relativístico colimado . Isso pode limitar ainda mais a formação de estrelas. Buracos negros maciços que ejetam partículas emissoras de radiofrequência a uma velocidade próxima à da luz também podem bloquear a formação de novas estrelas em galáxias envelhecidas. No entanto, as emissões de rádio em torno dos jatos também podem desencadear a formação de estrelas. Da mesma forma, um jato mais fraco pode desencadear a formação de estrelas ao colidir com uma nuvem.

A galáxia anã ESO 553-46 tem uma das maiores taxas de formação de estrelas das cerca de 1000 galáxias mais próximas da Via Láctea.

À medida que entra em colapso, uma nuvem molecular se quebra em pedaços cada vez menores de maneira hierárquica, até que os fragmentos atinjam a massa estelar. Em cada um desses fragmentos, o gás em colapso irradia a energia ganha pela liberação de energia potencial gravitacional . À medida que a densidade aumenta, os fragmentos se tornam opacos e, portanto, menos eficientes em irradiar sua energia. Isso aumenta a temperatura da nuvem e inibe a fragmentação posterior. Os fragmentos agora se condensam em esferas giratórias de gás que servem como embriões estelares.

Para complicar esta imagem de uma nuvem em colapso estão os efeitos da turbulência , fluxos macroscópicos, rotação , campos magnéticos e a geometria da nuvem. Tanto a rotação quanto os campos magnéticos podem impedir o colapso de uma nuvem. A turbulência é fundamental para causar a fragmentação da nuvem e, nas menores escalas, promove o colapso.

Protostar

Berçário estelar LH 95 na Grande Nuvem de Magalhães.

Uma nuvem protoestelar continuará a entrar em colapso enquanto a energia de ligação gravitacional puder ser eliminada. Esse excesso de energia é perdido principalmente por meio da radiação. No entanto, a nuvem em colapso acabará por se tornar opaca à sua própria radiação e a energia deve ser removida por algum outro meio. A poeira dentro da nuvem é aquecida a temperaturas de 60–100 K , e essas partículas irradiam em comprimentos de onda no infravermelho distante, onde a nuvem é transparente. Assim, a poeira medeia o colapso da nuvem.

Durante o colapso, a densidade da nuvem aumenta em direção ao centro e, assim, a região do meio se torna opticamente opaca primeiro. Isso ocorre quando a densidade é de cerca de 10 −13 g / cm 3 . Uma região central, chamada de primeiro núcleo hidrostático, se forma onde o colapso é essencialmente interrompido. A temperatura continua a aumentar, conforme determinado pelo teorema do virial. O gás que cai em direção a essa região opaca colide com ele e cria ondas de choque que aquecem ainda mais o núcleo.

Imagem composta mostrando estrelas jovens dentro e ao redor da nuvem molecular Cepheus B.

Quando a temperatura central atinge cerca de 2.000 K , a energia térmica dissocia as moléculas de H 2 . Isso é seguido pela ionização dos átomos de hidrogênio e hélio. Esses processos absorvem a energia da contração, permitindo que ela continue em escalas de tempo comparáveis ​​ao período de colapso em velocidades de queda livre. Depois que a densidade do material em queda atingiu cerca de 10-8 g / cm 3 , esse material é suficientemente transparente para permitir que a energia irradiada pela protoestrela escape. A combinação de convecção dentro da protoestrela e radiação de seu exterior permite que a estrela se contraia ainda mais. Isso continua até que o gás esteja quente o suficiente para a pressão interna sustentar a proto-estrela contra um colapso gravitacional posterior - um estado denominado equilíbrio hidrostático . Quando esta fase de acreção está quase completa, o objeto resultante é conhecido como protoestrela .

N11, parte de uma rede complexa de nuvens de gás e aglomerados de estrelas em nossa galáxia vizinha, a Grande Nuvem de Magalhães.

A acreção de material na protoestrela continua parcialmente a partir do disco circunstelar recém-formado . Quando a densidade e a temperatura são altas o suficiente, a fusão do deutério começa e a pressão externa da radiação resultante diminui (mas não para) o colapso. O material que compreende a nuvem continua a "chover" na protoestrela . Neste estágio, são produzidos jatos bipolares chamados de objetos Herbig-Haro . Este é provavelmente o meio pelo qual o excesso de momento angular do material em queda é expelido, permitindo que a estrela continue a se formar.

Região de formação estelar Lupus 3 .

Quando o gás circundante e o envelope de poeira se dispersam e o processo de acreção para, a estrela é considerada uma estrela de pré-sequência principal (estrela PMS). A fonte de energia desses objetos é a contração gravitacional, em oposição à queima de hidrogênio nas estrelas da sequência principal. A estrela PMS segue uma trilha de Hayashi no diagrama Hertzsprung – Russell (H – R) . A contração continuará até que o limite de Hayashi seja alcançado e, depois disso, a contração continuará em uma escala de tempo Kelvin-Helmholtz com a temperatura permanecendo estável. Estrelas com menos de 0,5  M depois disso juntam-se à sequência principal. Para estrelas PMS mais massivas, no final da trilha de Hayashi elas entrarão em colapso lentamente em quase equilíbrio hidrostático, seguindo a trilha de Henyey .

Finalmente, o hidrogênio começa a se fundir no núcleo da estrela, e o resto do material envolvente é removido. Isso termina a fase protoestelar e começa a fase de sequência principal da estrela no diagrama H – R.

As etapas do processo são bem definidas em estrelas com massas em torno de 1  M ou menos. Em estrelas de grande massa, a duração do processo de formação de estrelas é comparável às outras escalas de tempo de sua evolução, muito mais curta, e o processo não é tão bem definido. A evolução posterior das estrelas é estudada na evolução estelar .

Protostar
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Explosão de Protostar - HOPS 383 (2015).

Observações

A Nebulosa de Orion é um exemplo arquetípico de formação de estrelas, desde as estrelas jovens e massivas que estão moldando a nebulosa até os pilares de gás denso que podem ser os lares de estrelas em formação.

Os principais elementos da formação de estrelas estão disponíveis apenas observando em comprimentos de onda diferentes do óptico . O estágio protoestelar da existência estelar está quase invariavelmente escondido nas profundezas de densas nuvens de gás e poeira que sobraram do GMC . Freqüentemente, esses casulos de formação de estrelas, conhecidos como glóbulos de Bok , podem ser vistos em silhueta contra a emissão brilhante do gás circundante. Os estágios iniciais da vida de uma estrela podem ser vistos na luz infravermelha , que penetra na poeira mais facilmente do que a luz visível . As observações do Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) foram especialmente importantes para revelar numerosas proto-estrelas galácticas e seus aglomerados de estrelas- mãe . Exemplos de tais aglomerados de estrelas incorporados são FSR 1184, FSR 1190, Camargo 14, Camargo 74, Majaess 64 e Majaess 98.

Região de formação de estrela S106.

A estrutura da nuvem molecular e os efeitos da protoestrela podem ser observados em mapas de extinção próximo ao infravermelho (onde o número de estrelas é contado por unidade de área e comparado a uma área de extinção zero próxima do céu), emissão contínua de poeira e transições rotacionais de CO e outras moléculas; estes dois últimos são observados na faixa milimétrica e submilimétrica . A radiação da protoestrela e da estrela primitiva deve ser observada em comprimentos de onda astronômicos infravermelhos , pois a extinção causada pelo resto da nuvem em que a estrela está se formando é geralmente muito grande para permitir que possamos observá-la na parte visual do espectro . Isso apresenta dificuldades consideráveis, pois a atmosfera da Terra é quase totalmente opaca de 20μm a 850μm, com janelas estreitas a 200μm e 450μm. Mesmo fora dessa faixa, técnicas de subtração atmosférica devem ser usadas.

Estrelas jovens (roxas) reveladas por raios-X dentro da região de formação estelar NGC 2024 .

As observações de raios-X têm se mostrado úteis para estudar estrelas jovens, uma vez que a emissão de raios-X desses objetos é cerca de 100-100.000 vezes mais forte do que a emissão de raios-X de estrelas da sequência principal. As primeiras detecções de raios-X de estrelas T Tauri foram feitas pelo Observatório de raios-X de Einstein . Para estrelas de baixa massa, os raios X são gerados pelo aquecimento da coroa estelar por meio de reconexão magnética , enquanto para estrelas de alta massa O e primeiras do tipo B os raios X são gerados por choques supersônicos nos ventos estelares. Fótons na faixa de energia de raios-X suave coberta pelo Observatório de raios-X Chandra e XMM-Newton podem penetrar no meio interestelar com apenas absorção moderada devido ao gás, tornando o raio-X um comprimento de onda útil para ver as populações estelares dentro de nuvens moleculares . A emissão de raios-X como evidência de juventude estelar torna esta banda particularmente útil para realizar censos de estrelas em regiões de formação estelar, uma vez que nem todas as estrelas jovens têm excessos infravermelhos. As observações de raios-X forneceram censos quase completos de todos os objetos de massa estelar no Aglomerado de Nebulosa de Órion e na Nuvem Molecular de Touro .

A formação de estrelas individuais só pode ser observada diretamente na Via Láctea , mas em galáxias distantes a formação de estrelas foi detectada por meio de sua assinatura espectral única .

A pesquisa inicial indica que aglomerados de formação de estrelas começam como áreas densas gigantes em matéria turbulenta rica em gás em galáxias jovens, vivem cerca de 500 milhões de anos e podem migrar para o centro de uma galáxia, criando a protuberância central de uma galáxia.

Em 21 de fevereiro de 2014, a NASA anunciou um banco de dados bastante atualizado para rastrear hidrocarbonetos aromáticos policíclicos (PAHs) no universo . Segundo os cientistas, mais de 20% do carbono do universo pode estar associado aos PAHs, possíveis matérias-primas para a formação da vida . Os PAHs parecem ter se formado logo após o Big Bang , estão espalhados por todo o universo e estão associados a novas estrelas e exoplanetas .

Em fevereiro de 2018, os astrônomos relataram, pela primeira vez, um sinal da época de reionização , uma detecção indireta da luz das primeiras estrelas formadas - cerca de 180 milhões de anos após o Big Bang .

Um artigo publicado em 22 de outubro de 2019 relatou a detecção de 3MM-1 , uma enorme galáxia formadora de estrelas a cerca de 12,5 bilhões de anos-luz de distância, obscurecida por nuvens de poeira . Com uma massa de cerca de 10.10,8 massas solares , ele mostrou uma taxa de formação de estrelas cerca de 100 vezes mais alta que a da Via Láctea .

Objetos de descobridor notáveis

  • O MWC 349 foi descoberto pela primeira vez em 1978 e tem apenas 1.000 anos de idade.
  • VLA 1623 - O primeiro exemplar de protoestrela Classe 0, um tipo de protoestrela embutida que ainda não acumulou a maior parte de sua massa. Encontrado em 1993, é possivelmente mais jovem do que 10.000 anos.
  • L1014 - Um objeto incrustado extremamente tênue, representante de uma nova classe de fontes que só agora estão sendo detectadas com os mais novos telescópios. Seu status ainda é indeterminado, eles podem ser as mais jovens protoestrelas de classe 0 de baixa massa já vistas ou até mesmo objetos evoluídos de massa muito baixa (como anãs marrons ou até planetas rebeldes ).
  • GCIRS 8 * - A estrela da sequência principal mais jovem conhecida na região do Centro Galáctico , descoberta em agosto de 2006. Estima-se que tenha 3,5 milhões de anos.

Formação de estrelas de baixa massa e alta massa

Região de formação de estrelas Westerhout 40 e Serpens-Aquila Rift - filamentos de nuvens contendo novas estrelas preenchem a região.

Acredita-se que estrelas de diferentes massas se formem por meio de mecanismos ligeiramente diferentes. A teoria da formação de estrelas de baixa massa, que é bem apoiada pela observação, sugere que estrelas de baixa massa se formam pelo colapso gravitacional de aumentos de densidade rotativos dentro das nuvens moleculares. Conforme descrito acima, o colapso de uma nuvem giratória de gás e poeira leva à formação de um disco de acreção através do qual a matéria é canalizada para uma proto-estrela central. Para estrelas com massas superiores a cerca de 8  M , no entanto, o mecanismo de formação de estrelas não é bem compreendido.

Estrelas maciças emitem grandes quantidades de radiação que empurra o material em queda. No passado, pensava-se que essa pressão de radiação poderia ser substancial o suficiente para interromper a acumulação na proto-estrela massiva e prevenir a formação de estrelas com massas maiores do que algumas dezenas de massas solares. Trabalhos teóricos recentes mostraram que a produção de um jato e fluxo de saída limpa uma cavidade através da qual grande parte da radiação de uma proto-estrela massiva pode escapar sem impedir o acréscimo através do disco e para a proto-estrela. O pensamento atual é que estrelas massivas podem, portanto, ser capazes de se formar por um mecanismo semelhante àquele pelo qual as estrelas de baixa massa se formam.

Há evidências crescentes de que pelo menos algumas protoestrelas massivas estão realmente rodeadas por discos de acréscimo. Várias outras teorias da formação massiva de estrelas ainda precisam ser testadas observacionalmente. Destes, talvez o mais proeminente seja a teoria do acréscimo competitivo, que sugere que proto-estrelas massivas são "semeadas" por proto-estrelas de baixa massa que competem com outras proto-estrelas para extrair matéria de toda a nuvem molecular parental, em vez de simplesmente de uma pequena região local.

Outra teoria da formação de estrelas massivas sugere que estrelas massivas podem se formar pela coalescência de duas ou mais estrelas de menor massa.

Veja também

Referências